Keplerův
Organizace | NASA |
---|---|
Stavitel | Ball Aerospace |
Program | Objev |
Pole | Detekce exoplanet pomocí fotometrie |
Postavení | Mise splněna |
Zahájení | 7. března 2009 |
Spouštěč | Delta II 7925-10L |
Konec mise | 30. října 2018 |
Identifikátor COSPAR | 2009-011A |
Stránky | (en) „ Kepler, hledání obyvatelných planet “ |
Mše při startu | 1039 kg |
---|---|
Hromadné nástroje | 478 kg |
Ergoly | Hydrazin |
Hmota hnacího plynu | 11,7 kg |
Kontrola postoje | 3osá stabilizovaná |
Zdroj energie | Solární panely |
Elektrická energie | 1100 wattů |
Umístění | Na oběžné dráze Země za ní |
---|---|
Doba | 372,5 dne |
Typ | Schmidtův dalekohled |
---|---|
Průměr | 0,95 m |
Pole | 105 stupňů 2 |
Vlnová délka | 300-890 nm |
Kepler je vesmírný dalekohled vyvinutý vesmírnou agenturou USA , NASA , pro detekci exoplanet . Kepler , který byl spuštěn v roce 2009, siklade za cíl provést sčítání detekovatelných exoplanet umístěných v oblasti Mléčné dráhy o ploše 115 metrů čtverečních pozorováním intenzity světla 145 000 předem vybraných hvězdpo dobu více než 3 let. Kepler je navržen tak, aby citlivost jeho detektoru umožňovala identifikovat planety suchozemského typu, a tak identifikovat planety podobné našim obíhajícím hvězdám podobným Slunci. 3,5letá primární mise byla prodloužena o misi K2 (Kepler 2) do roku 2019, s revidovanými cíli kvůli ztrátě dvou jejích reakčních kol. Mise skončila v říjnu 2018 po vyčerpání pohonných hmot.
Kepler používá tranzitní metodu, která detekuje přítomnost planety měřením změny jasu hostitelské hvězdy, když se planeta dostane mezi ni a Zemi. K dosažení tohoto cíle má kosmická loď, která váží něco přes tunu, dalekohled o průměru 0,98 metru vybavený detektorem 95 milionů pixelů , který umožňuje měřit intenzitu světla hvězdy s efektivní fotometrickou přesností asi 40 ppm pro hvězda zdánlivé velikosti 12. Kepler je desátou misí v programu NASA Discovery věnovanou nízkonákladovým vědeckým misím.
Po dokončení své mise v října 2018Kepler detekoval 2 662 planet (potvrzeno jinými pozorováními) nebo více než polovinu dosud objevených exoplanet. Jeho pozorování způsobila revoluci v poli. Mise zejména prokázala velkou rozmanitost solárních systémů, objevila mnoho více planetárních systémů. Umožnilo to načrtnout statistiku rozložení planet podle velikosti a oběžné dráhy, která však trpěla pozorovacím zkreslením ovlivňujícím jak velmi malé planety, tak planety s dlouhými oběžnými dobami. Kepler potvrdil, že většina hvězd pravděpodobně měla alespoň jednu planetu, zdůraznil převahu planet mezi velikostí Země a Neptunem ( superzemě ) a objevil pozemské planety v dimenzích blízkých zemským.
Vznik mise Kepler sahá několik desítek let. Ve druhé polovině 20. th století se astronomové se snaží odpovědět na otázku existence planety v jiných slunečních soustavách, zejména na typ planety Země (velikost, pozici v obyvatelné zóně hvězdy), provádět první pokusy detekovat pomocí svých přístrojů extra solární planety (nebo exoplanety). Jelikož přímé snímky nepřinášejí žádné výsledky (kromě problému zmenšené velikosti planety na tak velké vzdálenosti je její svítivost ve srovnání s hvězdou příliš nízká), opírají se o metody nepřímé detekce, které identifikují planetu prostřednictvím jeho vliv na jeho prostředí. Zpočátku upřednostňují techniku astrometrie . Tato metoda spočívá v měření posunu hvězdy pod vlivem jejích planet: pokud jsou dostatečně hmotné, má hvězda, pozorovaná pozorovatelem, zdánlivý pohyb v důsledku jejího posunu kolem těžiště. Hvězdné planety soubor. Zdánlivý pohyb je však příliš slabý pro nástroje dostupné v té době a nejsou objeveny žádné exoplanety.
V roce 1994 Wolszczan při měření periodicity pulzních rádiových emisí náhodně detekoval přítomnost dvou planet o velikosti Země. Tento neočekávaný objev stimuluje hledání alternativních metod detekce. V článku z roku 1971 Frank Rosenblatt hodnotil pravděpodobnost detekce exoplanety planetární tranzitní metodou . Tato metoda spočívá v identifikaci a měření oslabení světelné intenzity hvězdy, když se planeta dostane mezi pozorovatele a hvězdu. Zdůrazňuje, že zavedení této metody, která umožňuje určit poloměr a oběžnou dobu planety, je životaschopné, ale vyžaduje detektory k měření nepatrných změn intenzity světla, což vyžaduje technologické průlomy v oblasti přesné fotometrie. (pro ilustraci je útlum intenzity světla 0,01% pro planetu o velikosti Země otáčející se kolem hvězdy o velikosti Slunce zjevné 11). J. Borucki a Audrey L. Summers v článku z roku 1984 naznačují, že současné pozorování 13 000 hvězd touto metodou z pozemské observatoře by mělo umožnit detekovat alespoň jednu planetu o velikosti Jupitera, ale že identifikace pozemských planet je možná pouze z vesmíru, protože turbulence atmosféry by příliš degradovala výkon detektorů, aby se dosáhlo související přesnosti. V této době byl také hodnocen dopad přirozených variací světelné intenzity hvězd na výkon tranzitní metody.
Výzkumného centra Ames , provozovna NASA, zorganizovala seminář v roce 1984 na vysokou přesností, fotometrie, která byla následována druhou dílnu v roce 1988. témat diskusí souvisí s filtry, analogový / digitální konverze systémy, detektory, atd Za účelem ověření technik doporučených v rámci těchto workshopů se NASA rozhodla vyvinout a otestovat fotometry založené na fotodiodách na křemíkovém nosiči. Provedené zkoušky ověřují účinnost těchto detektorů, ale ukazují, že je nezbytné, aby se snížil tepelný hluk na přijatelnou úroveň, ochladit je v kapalném dusíku .
Snímky | Astrometrie | Radiální rychlost | Tranzit | Gravitační čočka | |
---|---|---|---|---|---|
Byla zjištěna událost | Přímá detekce (obraz) | Planeta nechává hvězdu oscilovat kolem centrální polohy | Hvězda pod vlivem planety mění rychlost | Hvězda je částečně zakryta planetou, když prochází před | Světlo hvězdy procházející v pozadí je soustředěno přítomností planety |
Měření provedeno | Foto (dalekohled s koronografem) | Posun hvězd | Dopplerův jev na spektrum hvězdy | Snížení intenzity světla hostitelské hvězdy | Zvýšení intenzity světla hvězdy procházející v pozadí |
Doba pozorování | Okamžitý | Nejméně 1 oběžná dráha | Nejméně 1 oběžná dráha | 3násobek orbitálního období | Tranzitní čas hvězdy v pozadí |
Pozorovatelné exoplanety | Planety daleko od své hvězdy | Masivní planety, daleko od jejich hvězd | Planety blízko hvězdy, telurické planety | Planety blízko hvězdy | |
Měřená data | Přibližné hodnoty oběžné dráhy a hmotnosti | Oběžná doba, maximální hmotnost | Oběžná dráha o průměru planety a orbitální náklon |
Hmotnost planety, indexy na oběžné periodě | |
Výhody | Současné pozorování několika planet | Současné pozorování několika planet Dlouhá oběžná doba Detekce malých planet |
|||
Nevýhody | Technicky velmi obtížné | Planety daleko od své hvězdy nelze detekovat | Falešné pozitivy, potvrzení jinou metodou | Jedna událost, málo informací | |
Hvězdárny / přístroje | KOULE | Gaia | HARPS , ELODY | CoRoT , Kepler, TESS , PLATO | PRVNÍ |
První detekce | 2004 | 2013 | 1989 | 2002 | 2004 |
Počet detekcí (března 2018) |
44 | 1 | 669 | 2915 | 71 |
První detekce exoplanety byla získána v roce 1995 astronomů Michel Mayor a Didier Queloz z observatoře Ženeva použitím radiální metodu rychlosti , která je založena na měření změny v rychlosti mateřské hvězdy. Toto měření se provádí pomocí spektrometru ELODIE instalovaného na dalekohledu Haute-Provence Observatory o průměru 2 metry . Tato metoda je založena na skutečnosti, že pokud je relativní velikost (vzhledem k hvězdě) dostatečně velká, má přítomnost planety za následek významné posunutí hvězdy kolem těžiště hvězdné sestavy. -Planet, která produkuje měřitelná odchylka jeho rychlosti ve směru přímky pohledu Země-hvězda. Tato variace generuje Dopplerův jev, který lze detekovat analýzou světelného spektra hvězdy, což vykazuje posun ve spektrálních čarách (spektroskopie). Hodnota variace může u sady tvořené hvězdou, jako je naše Slunce, a planetou o velikosti Jupitera, dosáhnout deseti metrů za sekundu . Starosta a Queloz detekují několik planet o velikosti Jupitera obíhajících velmi blízko trpasličích hvězd. Tyto objevy zpochybňují model formování planet odvozený z charakteristik naší sluneční soustavy a mohou být také univerzálním charakterem pozemských planet. Zvyšují zájem projektů detekce exoplanet.
V roce 1992 se správcem NASA , Daniel S. Goldin , aby umožnila realizaci častější, levnější a účinnější vědeckých misí „rozhodne pro vytvoření programu Discovery , který spojuje novou třídu vesmírné mise za nízkou cenu (450 milionů eur ). dolary v roce 2015) zaměřené na úzký vědecký cíl a charakterizované krátkým vývojovým cyklem. V této nové souvislosti se vyvíjí mise pro detekci exoplanet nazvaná FRESIP ( FRequency of Earth-Size Inner Planets ). Přijímá kladné hodnocení za předpokladu, že fotometrická citlivost palubních detektorů může účinně identifikovat planety o velikosti Země. Program FRESIP byl navržen v roce 1994 s dalekohledem o průměru 95 centimetrů a CCD namísto fotodiod předpokládaných v první studii. CCD mají díky své charakteristice tu výhodu, že sledují mnoho hvězd najednou. Vesmírný dalekohled musí být umístěn na oběžné dráze kolem Lagrangeova bodu L2 systému Země-Slunce. Projekt nebyl vybrán, protože výběrová komise usoudila, že jeho náklady jsou příliš vysoké, aby se vešly do obálky programu Discovery. Testy následně provedené v laboratoři NASA dokazují, že CCD umožňují dosažení požadované fotometrické citlivosti.
Revidovaný projekt je předložen k výzvě k předkládání návrhů programu Discovery z roku 1996 . Vesmírný dalekohled již nesmí být umístěn na oběžnou dráhu kolem Lagrangeova bodu, nýbrž obíhá po heliocentrické oběžné dráze, což umožňuje zjednodušit a odlehčit pohonný systém, protože nová oběžná dráha není nestabilní. Na naléhání některých členů navrhující týmu byl projekt přejmenován Keplera na počest německého astronoma z 17 th století, objevitel Keplerovy zákony , které řídí pohyb planet kolem Slunce. Návrh však opět selhal: výběrová komise doporučuje, aby byl vytvořen prototyp schopný simultánně měřit světlo vyprodukované několika tisíci hvězd, aby se prokázala proveditelnost projektu. NASA financuje vývoj tohoto prototypu a projekt je znovu předložen v reakci na výzvu k předkládání návrhů z roku 2000. Kontext je nyní pro tento typ misí příznivý, protože objevy exoplanet pozemskými observatořemi se znásobily. Kepler je jedním z finalistůprosince 2001„Kepler je vybrán, aby se stal desátou misí programu Discovery. Konstrukcí a uvedením teleskopu do provozu je pověřena laboratoř Jet Propulsion Laboratory NASA . Společnost Ball Aerospace se sídlem v Boulderu (Colorado) je zodpovědná za konstrukci kosmického dalekohledu. Ames Research Center se vyvíjí pozemní segment a řízení misi odprosince 2009. Toto středisko je rovněž odpovědné za analýzu vědeckých údajů. Rozpočet přidělený na misi, rámcovaný specifikacemi programu Discovery, je 600 milionů USD včetně financování operací během primární mise (3,5 roku).
Stručně řečeno, Kepler je vesmírný dalekohled, jehož cílem je objevit telurické planety a další malá tělesa, která obíhají kolem jiných hvězd v naší galaxii , Mléčné dráze . Keplerova observatoř je speciálně navržena tak, aby pozorovala oblast vesmíru umístěnou v Mléčné dráze, aby objevila desítky planet o velikosti Země v obytné zóně nebo v její blízkosti a určila, kolik z miliard hvězd v naší galaxii takové planety má.
Keplerovy podrobné cíle jsou následující. Tato kosmická loď pozoruje velký vzorek hvězd za účelem dosažení několika klíčových cílů:
Data shromážděná Keplerem se také používají ke studiu proměnných hvězd různých typů a k asteroseismologii , zejména u hvězd vykazujících oscilace slunečního typu .
Většina exoplanet dříve detekovaných jinými projekty byli plynoví obři , většinou o velikosti Jupitera nebo větší. Ke splnění cílů detekce planet musí být velikost Země Kepler schopna detekovat planety 30 až 600krát méně hmotné (Jupiter je 318krát hmotnější než Země). Použitá metoda, nazývaná tranzitní metoda , je založena na pozorování vesmírných dalekohledů několika astronomických tranzitů, tedy průchodů planety před její hvězdou. Tato událost generuje mírné snížení zdánlivé velikosti (jasu) hvězdy, které je úměrné poměru mezi příslušnými povrchy planety a její hvězdou. Snížení svítivosti hvězdy je řádově 0,01% pro planetu o velikosti Země před hvězdou, jako je Slunce, a 1% pro planetu o velikosti Jupitera před stejnou hvězdou. Variace přivedená zpět na svítivost se používá k odvození průměru planety a časový interval mezi tranzity umožňuje odvodit oběžnou dobu planety, z níž lze vypočítat její orbitální polohlavní osu (na pomocí Keplerových zákonů ) a jeho teploty (pomocí modelů hvězdného záření).
Pravděpodobnost, že oběžná dráha planety je náhodně umístěna podél přímky pohledu na hvězdu, je průměr hvězdy dělený průměrem oběžné dráhy. U planety zemského typu, která prochází 1 AU od hvězdy slunečního typu, je pravděpodobnost 0,465%, tedy asi 1 ku 215. Při 0,72 AU (což je orbitální vzdálenost Venuše od Slunce) je pravděpodobnost o něco vyšší; takové planety by mohly být podobné Zemi, pokud je jejich hvězda typu G , dostatečně stará, o něco méně hmotná a zářící než Slunce, jako je Tau Ceti . Také proto, že planety v daném systému mají tendenci obíhat po podobných rovinách, je možnost vícenásobných detekcí kolem jedné hvězdy ve skutečnosti poměrně vysoká. Například pokud misi stejného typu jako Kepler provedli mimozemšťané a pozorovali Zemi procházející před Sluncem, existuje 12% šance, že zaznamená také tranzit Venuše.
Keplerův 115 deg 2 pole pohledu to dává mnohem vyšší pravděpodobnost detekce planety podobné Zemi než Hubble Space Telescope , který má zorné pole jen 10 obloukových minut 2 . Kromě toho, Kepler je určen pro detekci přechody planet, zatímco Hubble Space Telescope je používán oslovit širokou škálu vědeckých otázek a málokdy pozoruje jedinou spojitou hvězda pole. Z asi půl milionu hvězd v Keplerově zorném poli bylo vybráno asi 150 000 hvězd pro pozorování a jsou pozorovány současně, přičemž loď měří změny jejich jasu každých 30 minut. To nabízí větší šanci vidět tranzit. Pravděpodobnost 1 z 215 navíc znamená, že pokud by 100% pozorovaných hvězd mělo stejný průměr jako Slunce a každá z nich měla pozemskou planetu suchozemského typu na oběžné dráze totožné s oběžnou dráhou Země, našel by Kepler přibližně 465 z nich; ale pokud je to jen 10% pozorovaných hvězd, pak by to objevilo 46. Mise je vhodná pro stanovení frekvence planet podobných Zemi obíhajících kolem jiných hvězd.
Vzhledem k tomu, že Kepler musí pozorovat nejméně tři přechody, aby potvrdil, že pokles jasu hvězdy ve skutečnosti pochází z tranzitní planety, a protože větší planety poskytují nejsnadnější signál k ověření, vědci očekávali, že první detekce budou na planetách o velikosti Jupitera, které obíhají na oběžných drahách blízko jejich hvězdy. první z nich byly hlášeny po několika měsících činnosti. Pozorování menších planet dále od jejich hvězdy bude trvat déle a odhaduje se, že objev planet podobných Zemi bude trvat tři a více let.
Levý diagram : Metoda planetárních přechodů je založena na měření poklesu intenzity světla hvězdy, když se planeta dostane mezi ni a pozorovatele. Toto částečné zatmění obvykle trvá několik hodin. Diagram na pravé straně : Příklad provedení během mise K2 (Keplera) pro hvězdy podobné Slunci o zdánlivé velikosti 11: body odpovídají měření provedených, červená čára na křivce intenzity světla odvozené. Pokles je velmi výrazný pro planetu o velikosti Jupitera (1%), ale je obtížné ji rozeznat od hluku planety o velikosti Země (0,01%). Nepravidelnost hodnot vrácených přístrojem je způsobena různými zdroji hluku ovlivňujícími měření: vibrace, mírné změny v zaměření, chyby přístroje, bludná světla atd. |
Jakmile Kepler detekuje podpis podobný tranzitu, je nutné vyloučit falešné poplachy pomocí dalších testů, jako je Dopplerova spektroskopie . Ačkoli byl Kepler navržen pro fotometrii , ukázalo se, že je schopen astrometrie a tato měření mohou pomoci potvrdit nebo vyloučit kandidátské planety.
Kromě tranzitů procházejí planety obíhající kolem jejich hvězd změnami variace odraženého světla (podobně jako Měsíc procházejí fázemi od úplného po nový atd.; Jejich dráha také není dokonale kruhová a může být nakloněna vzhledem k linii pohled). Protože Kepler nemůže vyřešit planetu své hvězdy, vidí pouze kombinované světlo a jas hostitelské hvězdy se zdá, že se s každou oběžnou dráhou pravidelně mění. I když je účinek minimální ( fotometrická přesnost potřebná k pozorování přístupu obří planety je přibližně stejná jako detekce planety o velikosti Země v tranzitu před hvězdou slunečního typu), jsou planety velikosti Jupitera detekovatelné citlivými kosmickými dalekohledy jako Kepler . Z dlouhodobého hlediska by tato metoda mohla pomoci najít více planet než tranzitní, protože variace odraženého světla podle orbitální fáze je do značné míry nezávislá na orbitálním sklonu planety a nevyžaduje průchod planety před disk hvězdy. Kromě toho je fázová funkce obří planety také funkcí tepelných vlastností její atmosféry, pokud existuje. Fázová křivka by tedy mohla omezit další planetární vlastnosti, jako je velikost a distribuce atmosférických částic.
K dosažení cílů nesmí být oblast vesmíru pozorovaná Keplerem pravidelně blokována, jako by tomu bylo v případě, že by vesmírný dalekohled obíhal na oběžné dráze Země (zákryty Zemí, světelné znečištění). Vzhledem k tomuto omezení je nejsnazší oběžnou dráhou (vyžadující nejméně výkonný odpalovací program) heliocentrická oběžná dráha (kolem Slunce) ve stejné vzdálenosti od hvězdy jako Země. Oběžná doba vybrané oběžné dráhy je 372,5 dne. Družice obíhá za Zemí a postupně se od ní vzdaluje. Zvyšující se vzdálenost je však kompatibilní na konci primární mise s rychlostí potřebnou pro přenos dat. Tato oběžná dráha se vyhýbá radiačním pásům Země a gravitačním a kinetickým poruchám, které jsou vlastní oběžné dráze Země . Jediné síly působící na satelit jsou ty, které jsou vytvářeny tahem fotonů ze Slunce na tělo satelitu. Na této oběžné dráze potřebuje Kepler velmi málo hnacího plynu, aby udržel orientaci kompatibilní s cíli.
Během primární mise Kepler neustále pozoruje hvězdy stejné oblasti vesmíru se nachází v severní polokouli, a ne daleko od souhvězdí z Cygnus , Lyra a Dragon ve spirálním rameni Orion z Mléčné dráhy (viz obrázek a foto opak). Tato oblast vesmíru byla vybrána, protože vzhledem k její výšce nad rovinou ekliptiky je pozorovatelná po celý rok, aniž by do dalekohledu pronikalo sluneční světlo. Kromě toho má dostatečně velký počet hvězd podobných našemu Slunci, aby umožnil splnění cílů přidělených misi. Jeho poloha na obloze umožňuje omezit velikost sluneční clony tak, aby byla slučitelná s objemem dostupných pod kapotáží z odpalovacího zařízení používá k umístění Keplera na oběžné dráze. S ohledem na tato kritéria zůstaly způsobilé dvě oblasti vesmíru, jedna na severní polokouli a druhá na jižní polokouli. Severní polokoule byla upřednostňována, aby se usnadnila pozorování z pozemských observatoří (na této polokouli je jich více), jejichž cílem bylo potvrdit existenci exoplanet. Zorné pole Keplerova dalekohledu pokrývá 115 čtverečních stupňů neboli asi 0,28% oblohy. Většina hvězd ve sledované oblasti vesmíru je ve vzdálenosti 600 až 3000 světelných let (mimo tuto vzdálenost není možná detekce planety o velikosti Země). Méně než 1% z nich je do 600 světelných let.
Pozorovaná oblast se nachází ve směru, kterým se sluneční soustava pohybuje, to znamená na okraji Mléčné dráhy. Hvězdy, které pozoruje Kepler, jsou zhruba ve stejné vzdálenosti od galaktického středu jako sluneční soustava a jsou také blízko galaktické roviny . Hvězdy pozorované, pokud odkazujeme na hypotézu vzácných zemin, jsou ty, ve kterých se život dokázal vyvinout.
Kepler je kosmická loď s hmotností startu 1052 kilogramů o průměru 2,7 metru a výšce 4,7 metru. Samotné užitečné zatížení (dalekohled a jeho detektory) představuje 478 kg. Kepler také nese 11,7 kilogramů hydrazinu pro kontrolu polohy . Jeho energii dodává pevný solární panel obsahující 2860 solárních článků o ploše 10,2 m² a dodávajících energii 1100 wattů . Energie je uložena v dobíjecí lithium-iontové baterii s kapacitou 20 ampérhodin, která musí kosmické lodi umožnit přežít, pokud solární panely již nebudou namířeny na Slunce. Kepler je stabilizovaný ve 3 osách (jeho orientace je pevná v prostoru). Přesnost zaměřování 9 mil. Obloukových sekund po dobu 15 minut je založena na naváděcím systému využívajícím vodicí hvězdy a umístěném v ohniskové rovině . Příkazy jsou přijímány v pásmu X a vědecká data jsou přenášena na Zemi v pásmu Ka pomocí satelitní antény s velkým ziskem .
Obecné schéma : A - dalekohled; B - platforma; 1 - sluneční clona; 2 - Tepelný štít; 3 - solární panel; 4 - Anténa s nízkým ziskem; 5 - Parabolická anténa s velkým ziskem; 6 - Trysky; 7 - Elektronické krabice; 8 - Hvězdná mířidla .
Schéma optické části : 1 - sluneční clona ; 2 - elektronika CCD; 3 - CCD v ohniskové rovině ; 4 - Kotevní límec k odpalovacímu zařízení ; 5 - Primární zrcadlo; 6 - Tepelný štít ; 7 - Schmidtova čepel .
Užitečné zatížení se skládá z dalekohledu s otvorem 0,95 metrů a hlavním zrcadlem 1,4 metrů. V době svého spuštění měl Kepler největší zrcadlo jakéhokoli dalekohledu mimo oběžnou dráhu Země. Kepler má zorné pole 105 stupňů 2 ( průměr přibližně 12 stupňů), což je zhruba ekvivalentní velikosti pozorované pěsti s nataženou paží. V celém tomto oboru je 105 stupňů vědecké kvality s vinětací méně než 11%. Aby byla zajištěna vynikající fotometrie , nejsou obrázky dokonale ostré, ale mírně rozostřené. Cílem mise je kombinovaná diferenciální fotometrická přesnost (CDPP pro kombinovanou diferenciální fotometrickou přesnost ) 20 ppm (části na milion) pro hvězdu slunečního typu m (V) = 12 a integrační čas 6, 5 hodin, i když doposud jsou pozorování daleko od tohoto cíle (viz Stav mise ). Pozemní typu tranzitní produkuje 84 ppm změny v jasu a trvá 13 hodin, jak prochází středem hvězdy.
Na fotoaparátu ohniskové se skládá ze 42 CCD , každý s 2200 x 1024 pixelů , které se v té době stala největší kamera kdy byly vypuštěny do vesmíru, s celkem 95 megapixely . Tento maticový detektor je chlazen tepelnými trubicemi připojenými k externímu radiátoru. CCD jsou čteny každých šest sekund (pro omezení sytosti) a přidávány na palubu po dobu 30 minut. Přestože měl Kepler v době svého uvedení nejvyšší rychlost přenosu dat ze všech misí NASA, součet 95 milionů pixelů pořízených za 30 minut je více dat, než lze očekávat. Uloženy a vráceny na Zemi. Vědecký tým proto předem vybral vhodné pixely spojené s každou sledovanou hvězdou, což představuje přibližně 5% pixelů. Data z těchto pixelů jsou poté rekantifikována, komprimována a uložena spolu s dalšími pomocnými daty do 16 gigabajtového rekordéru statické paměti . Data, která se ukládají a přenášejí zpět na Zemi, zahrnují vědecky studované hvězdy , hvězdy v režimu p , úroveň černé, pozadí a snímky v plném poli.
Pokud jde o fotometrický výkon , Kepler funguje dobře, mnohem lépe než jakýkoli pozemský dalekohled, ale stále daleko od cílů stanovených při jeho navrhování. Cílem byla kombinovaná diferenciální fotometrická přesnost (CDPP ) 20 dílů na milion (ppm) pro hvězdu o velikosti 12 po 6,5 hodinách integrace. Tento odhad byl vyvinut s ohledem na 10 ppm pro hvězdnou variabilitu, což je zhruba hodnota odpovídající Slunci. Přesnost získaná pro toto pozorování má širokou amplitudu, v závislosti na hvězdě a poloze v ohniskové rovině, se střední hodnotou 29 ppm . Většina dalšího šumu nastává kvůli variabilitě samotných hvězd, která se ukazuje být větší, než se předpokládalo (19,5 ppm místo očekávaných 10 ppm ), zbytek je způsoben zdroji hluku souvisejícími s přístrojem a je důležitější než předpovědi. Probíhá práce za účelem lepšího pochopení a možná eliminace překalibrování šumu přístroje.
Vzhledem k tomu, že signál z planety o velikosti Země je tak blízko hladině hluku (pouze 80 ppm ), znamená větší hluk, že každý jednotlivý přechod je pouze událostí na 2,7 σ , místo 4 σ očekávaných. Ve výsledku musí být pro potvrzení detekce pozorováno více tranzitů. Vědecké odhady naznačily, že k nalezení všech tranzitních planet o velikosti Země bude zapotřebí původně 7-8letá mise, namísto původně plánovaných 3,5 roku. The4. dubna 2012, bylo schváleno prodloužení mise Kepler do fiskálního roku 2016
Velín z Keplera je LASP se nachází ve městě Boulder ( Colorado ). Solární panely lodi se během slunovratů a rovnodenností otáčejí tak, aby směřovaly ke Slunci , aby se optimalizovalo množství slunečního záření, které dostávají, a aby se chladič udržel v hlubokém vesmíru. Společně LASP a výrobce lodí, Ball Aerospace & Technologies Corp. ovládat kosmickou loď z operačního střediska mise v kampusu University of Colorado . LASP provádí základní organizaci mise i počáteční sběr a distribuci vědeckých údajů. Počáteční náklady na Posláním životního cyklu byla odhadnuta na US $ 600 milionu , včetně získávání finančních prostředků pro 3,5 letech provozu. V roce 2012 NASA oznámila, že mise Kepler bude financována do roku 2016.
TelekomunikaceNASA kontaktuje kosmickou loď prostřednictvím komunikačního spojení X-band dvakrát týdně, aby ji nasměrovala a aktualizovala její stav. V oblasti vědeckých údajů je nahrán jednou za měsíc pomocí propojovacího pásku K má maximální přenosovou rychlost přibližně 550 kbit / s . Kosmická loď Kepler provádí na palubě vlastní dílčí analýzy a přenáší pouze vědecká data považovaná za nezbytná pro misi, aby se zachovala šířka pásma .
Zpracování a šíření údajůTelemetrická data vědců shromážděná během operací mise v LASP jsou zasílána do centra Data Management Center ( centrum pro správu dat) v Kepleru , které se nachází na Space Telescope Science Institute (STScI) Johns Hopkins University v Baltimore . Tato data jsou dekódována a převedena DMC na vědecké datové soubory v nekalibrovaném formátu FITS , které jsou poté přeneseny do Science Operations Center (SOC) Ames Research Center (ARC) NASA pro kalibraci a konečné zpracování. SOC vyvíjí a používá nástroje pro řešení vědeckých dat, z nichž se stane Science Office (SO pro vědecké studium v angličtině) v Kepleru . Výsledkem je, že SOC vyvíjí software pro zpracování datového řetězce na základě vědeckých algoritmů vyvinutých SO. Během provozu SOC:
SOC také pravidelně hodnotí fotometrický výkon a poskytuje výkonnostní metriky pro SO a Mission Management Office . Nakonec SOC vyvíjí a udržuje vědecké databáze projektu, které zahrnují katalogy a zpracovaná data. Vrací kalibrované datové soubory a vědecké výsledky do DMC pro dlouhodobou archivaci a distribuci astronomům po celém světě prostřednictvím Multimisního archivu STScI .
v ledna 2006, zahájení Kepleru se odkládá o osm měsíců, aby bylo možné vyrovnat se se škrty v obecném rozpočtu NASA. To bylo znovu odloženo na čtyři měsíce v roceBřezen 2006kvůli novým rozpočtovým problémům. Během tohoto období je anténa s vysokým ziskem navržená tak, aby byla řiditelná (namontovaná na kardanu ), nahrazena pevným modelem, aby se snížily náklady a složitost. Toto zjednodušení vyžaduje přeorientování vesmírného dalekohledu tak, aby umožňoval přenos shromážděných dat do stanic na Zemi, ke kterému dochází jednou za měsíc, což má za následek ztrátu jednoho dne pozorování. Kosmický dalekohled Kepler konečně startuje dál7. března 2009v 3:50 UTC (6. března, 22:49:57 místního času ) z mysu Canaveral ( Florida ) odpalovací základny na palubě Delta II 7925-10L launcher (těžkým verzi tohoto odpalovacího zařízení s 9 přídavných trysek , třetí etapa pohonné pevné Hvězda 48B typu a dlouhým víčkem ). Zahájení bylo úplným úspěchem a všechny tři etapy byly dokončeny kolem 04:55 UTC. Operculum chránící otevření dalekohledu se uvolní7. dubna 2009a Kepler příští den pořizuje své první snímky oblohy. V rámci kalibračních operací rozhoduje Keplerův vědecký tým o20. dubnaupravte polohu primárního zrcátka pomocí tří akčních členů, které jej podporují, aby se optimalizovalo zaostření. To umožňuje minimalizovat počet pixelů použitých pro každou hvězdu, a proto monitorovat více hvězd. The23. dubnaprimární zrcadlo je tak posunuto o 40 mikrometrů směrem k ohniskové rovině a jeho sklon je upraven o 0,0072 stupňů.
Dva měsíce po uvedení na trh 12. května 2009Kepler , který úspěšně dokončil testování a kalibraci svých přístrojů, vstupuje do provozní fáze mise. Vesmírný dalekohled přenáší svá první data do stanic na Zemi19. června 2009. Snímky shromážděné během kalibrační fáze již umožnily detekovat první obří planetu obíhající velmi blízko své hvězdy, jejíž oznámení bude oficiálně provedeno počátkem srpna. Pozemní personál zjistil, že Kepler šel do přežití režimu na15. června(incident přerušil provoz). Proběhne druhá událost stejného typu2. července. V obou případech incident spustil restart palubního počítače . Loď pokračuje v normálním provozu3. července a vědecké údaje, které byly od té doby shromážděny 19. červnajsou přenášeny na Zemi ve stejný den. Po provedených šetřeních technici v říjnu dospěli k závěru, že původcem těchto incidentů byla porucha nízkonapěťového napájení procesoru RAD750 . vzáří 2009vesmírný dalekohled přerušuje svá pozorování, aby provedl čtvrtletní rotaci o 90 ° určenou k přeorientování solárních panelů před Sluncem. Stejně jako v každé z těchto operací vesmírný dalekohled dočasně namíří svou parabolickou anténu směrem k Zemi, aby přenesl data nahromaděná za měsíc, tj. 93 gigabajtů. Zkontrolují se provozní parametry vesmírného dalekohledu a poté se obnoví vědecká pozorování. Přerušení provozu trvalo 41 hodin. The12. ledna 2010, jeden z 21 modulů (MOD-3) tvořících detektor umístěný v ohniskové rovině přenáší abnormální data. Anomálie má za následek ztrátu 5% pozorované oblasti. V srpnu byla veškerá naděje na restartování modulu opuštěna.
The 14. července 2012, jedno ze čtyř reakčních kol použitých k zaměření dalekohledu selhalo. Kepler potřebuje ke svému fungování pouze tři reakční kola, ale stává se zranitelným, protože další selhání by zabránilo pokračování mise. V roce 2012 NASA oznámila, že mise, jejíž počáteční doba trvání byla tři a půl roku, se prodlužuje do roku 2016. Mise měla dosáhnout svých cílů za tři a půl roku, rychlost detekce však zpomalují dva faktory. exoplanety. Na jedné straně je hluk generovaný elektronikou větší, než se očekávalo, a ztěžuje interpretaci dat shromážděných dalekohledem snížením poměru signál / šum. Na druhou stranu je intenzita světla téměř všech hvězd mnohem proměnlivější, než se očekávalo, což také ztěžuje interpretaci světelných křivek. U osoby odpovědné za misi bude trvat 8 let pozorování, aby se křížovou kontrolou průzkumů provedených během tohoto období potvrdilo, že odchylky pozorované v nejobtížnějších případech (planety o velikosti Země nebo níže) nejsou způsobeny jinými příčinami. The14. listopadu 2012, primární mise končí a začíná první čtyřleté prodloužení.
The 17. ledna 2013, jedno ze tří zbývajících reakčních kol vykazuje známky zvýšeného tření a Kepler pozastavuje své pozorování na 10 dní, aby se pokusil napravit anomálii uvedením mechanismu do klidu. Pokud by selhalo i toto druhé kolo, mise Kepler by skončila. The29. ledna 2013Kepler úspěšně obnovil svá pozorování opět pomocí reakčních kol. The13. květnainženýři si uvědomují, že Kepler se opět dostal do režimu přežití . Rychle zjistí, že jedno z reakčních kol již nefunguje, pravděpodobně kvůli strukturální poruše ložisek. Toto je definitivní selhání. Družice si nyní udržuje svoji orientaci pomocí svých trysek, ale tato metoda již neumožňuje dosáhnout přesné míření požadované pro misi.
V období od května do srpna provedli inženýři NASA několik studií, aby otestovali funkčnost dvou vadných reakčních kol a pokusili se alespoň jeden vrátit do funkčního stavu. Nakonec15. srpna 2013„NASA oznamuje, že její týmy se vzdávají opravy poškozených dvou kol, což znemožňuje jemné a stabilní ukazování nutné k pokračování pozorování. Bude provedena studie, která určí, jak by mohl být Kepler použit pouze s dvěma reakčními koly a jeho tryskami. Ať už je výsledek jakýkoli, analýza shromážděných údajů, která není úplná, musí pokračovat po několik let.
v listopad 2013, týmy NASA a stavitel vesmírného dalekohledu, Ball Aerospace , představují scénář představující pokračování v používání vesmírného dalekohledu navzdory ztrátě dvou jeho reakčních kol. Nová mise se jmenuje K2 (Kepler 2) „Second Light“. Na své heliocentrické oběžné dráze je vesmírný dalekohled vystaven hlavně tlaku záření, to znamená tahu vyvíjenému fotony. Kepler již nedokázal udržet svou orientaci pouze ve dvou rozměrech, představovali si inženýři použití tohoto nárůstu fotonů k udržení míření vesmírného dalekohledu. Aby bylo možné podstoupit symetrický tah z těchto částic a přitom držet dalekohled namířený na část pevné oblohy, je osa dalekohledu umístěna tak, aby byla rovnoběžná s jeho oběžnou rovinou. Aby Slunce nevniklo do otvoru dalekohledu, jeho orientace se mění každých 83,5 dne, což pokaždé vyžaduje změnu ve studované oblasti vesmíru. V rámci mise K2 jsou pozorování rozdělena na kampaně (4,5 ročně), z nichž každá je určena k pozorování jiné části oblohy, která se nutně nachází nedaleko od roviny ekliptiky .
Vzhledem ke změnám v oblastech pozorovaných každých 80 dní není vesmírný dalekohled schopen detekovat exoplanety s orbitální periodou delší než dvacet dní (protože k tomu, aby byla detekce považována za platnou, jsou nezbytná tři pozorování). Inženýři navíc v té době vyhodnotili fotometrickou přesnost na přibližně 300 ppm, což je hodnota mnohem nižší než původně plánovaných 20 ppm. Inženýři NASA zahajují testovací kampaň (kampaň 0), jejímž cílem je ověřit proveditelnost navrhovaného scénáře. Při přípravě této kampaně si inženýři uvědomili, že druhý detektor (mezi 21 stávajícími) již nefunguje. Původ této poruchy je, stejně jako v prvním případě, na úrovni elektrického napájecího obvodu. Března doKvěten 2014, oblast ekliptiky byla pozorována u kampaně 0 s výsledky v souladu s očekáváním. The16. května 2014„NASA s ohledem na získané výsledky souhlasí s financováním mise K2 na dobu dvou let.
Mise K2, která oficiálně začíná v roce červen 2014má nové cíle, které berou v úvahu omezení vyvolaná ztrátou dvou reakčních kol, která již neumožňují pozorování po dobu delší než 80 po sobě jdoucích dnů; cíle jsou nyní následující:
Po prvních pozorovacích kampaních byla Keplerova fotometrická přesnost pro misi K2 znovu posouzena na 50 ppm pro hvězdu o velikosti 12, s integrací 6,5 hodiny. včerven 2016, výbor NASA odpovědný za rozhodování o prodloužení astrofyzikálních vesmírných misí vydal obzvláště pozitivní hodnocení vědecké zpětné vazby K2, a to jak v oblasti detekce exoplanet, tak v ostatních oblastech výzkumu zavedených misí K2. NASA se rozhodla prodloužit misi až do vyčerpání pohonných hmot, ke kterému by mělo dojít v nejpříznivějším případě v roce 2019, ale pravděpodobně od roku 2018.
Od té doby Leden 2014vesmírný dalekohled, který ztratil dvě ze svých reakčních kol, pracuje ve zhoršeném režimu, protože již nemůže trvale udržovat svou orientaci. K jeho ovládání využívá fotonický tah, ale tato vynalézavost vyžaduje změnu oblasti vesmíru pozorovanou každé 3 měsíce. Pozorování 3 po sobě jdoucích tranzitů v této souvislosti umožňuje identifikovat pouze planety s velmi krátkou oběžnou dobou (kolem třiceti dnů). vbřezna 2018úředníci mise věří, že hydrazin používaný malými tryskami a potřebný ke stabilizaci dalekohledu dochází. Vzhledem k nedostatku měřidla v nádržích je však obtížné posoudit datum ukončení mise. Po obdržení indikací o abnormálním poklesu tlaku paliva v sondě se NASA rozhodne2. červencezastavte kampaň 18 mise K2 a přepněte Kepler do bezpečného režimu bez použití paliva , abyste zajistili, že2. srpna údaje získané během prvních 51 dnů této kampaně 18 (zahájeno dne 12. května). Po tomto převodu bude poté provedena nová „kontrola stavu“, aby se zjistilo, zda kampaň 19, která má začít, byla zahájena6. srpna, bude zahájeno nebo ne.
Zastavit pozorováníThe 11. října 2018„ Kepler , který je 170 milionů kilometrů od Země, přenáší snímky pořízené v oblasti vesmíru kolem souhvězdí Vodnáře . Po dokončení tohoto úkolu se operátoři pozemního řízení pokusí o23. říjnazaměřit dalekohled na nový cíl, ale neuspět, protože po vyčerpání všech svých pohonných hmot se vesmírný dalekohled automaticky usnul. Bez pohonných hmot směřujících dalekohled nemůže mise pokračovat. NASA se rozhodne to ukončit vypnutím rádiového vysílače a formalizovat své rozhodnutí30. října. Nyní bude Kepler obíhat na stejné heliocentrické dráze jako Země a bude se od ní pohybovat stále dál. Mělo by být znovu na vrcholu za 40 let a tato událost by se měla opakovat po miliony let poté.
Většina exoplanet objevených před misí Kepler měla velikost Jupitera nebo dokonce větší. Kepler prokázal, že většina exoplanet byla ve skutečnosti menší než Jupiter a ještě menší než Saturn . Nejčastější planety jsou mezi velikostí Země a Neptunem . Tyto planety jsou buď superzemě , tj. Kamenné planety větší než Země, nebo mini-Neptunes, tj. Plynové planety se skalnatým jádrem. Podle některých planetologů mohlo být několik z těchto super-Země oceánské planety nebo planety s ledovým nebo skalnatým jádrem pokrytým vodou. Mise Kepler také prokázala, že většina planet má velmi krátkou oběžnou dobu výrazně nižší než doba Merkura (88 dnů), planety nejblíže ke Slunci. Planetolog CJ Burke se pokusil stanovit rozdělení planet shromážděním všech poznatků z prvních čtyř let mise, včetně pouze planet s oběžnou dobou mezi 10 a 300 dny, a pokusem se vysvětlit případné předsudky. použitá detekční metoda. Zjistil, že poměr počtu planet k počtu hvězd byl řádově 1 a že pokud jsme je uspořádali podle velikosti, podíl planet prudce vzrostl, když jsme klesli pod velikost Neptunu. Třída Jupiter (od 5,7 do 11,3 pozemských paprsků) by představovala o něco více než 5% z celkového počtu, u velkých Neptun (4 až 5,7 pozemských paprsků) o něco méně než 5%, u malých Neptunů (mezi třemi a čtyři pozemské paprsky) více než 40%, ty superzemské ( pozemská planeta mající mezi 1,4 a 2 pozemskými paprsky) řádově 30% a ty zemské asi 30%.
Rádius (pozemské paprsky) |
Mše (pevniny) |
Oběžná doba (dny Země) |
Vzdálenost od Slunce (parseky) |
---|---|---|---|
<1,25 paprsků: 356 0(29) | 1 až 3 hmoty: 20 0(7) | <1 den: 78 0(17) | <50 parseků : 433 (15) |
1,25 2 paprsky: 808 0(91) | 3 až 10 hmot: 75 (11) | 1 až 10 dní: 1173 (178) | 50 až 100 parseků: 228 (13) |
2-6 paprsků: 1237 (149) | 10 až 30 hmotností: 51 (13) | 10 až 30 dní: 842 0(91) | 100 až 500 parseků: 673 (33) |
6-15 paprsků: 169 0(30) | 30 až 100 hmot: 34 0(5) | 30 až 360 dní: 523 0(20) | 500 až 1 000 parseků: 745 0(2) |
> 15 paprsků: 23 0(5) | 100 až 300 hmotností: 45 (12) | 360 až 720 dní: 19 0(1) | 1000 až 2000 parseků: 401 0(0) |
- | > 300 hmotností: 78 (17) | > 720 dní: 14 0(0) | > 2 000 parsecs: 64 0(0) |
Celkový počet potvrzených planet zjištěných Keplerem: 2 342; během mise K2: 307 |
Jedním z nejdůležitějších objevů mise je přítomnost velkého počtu super-Země , větší než Země, ale menší než Neptun. Jejich struktura a složení nejsou známy, protože tento typ planety ve sluneční soustavě neexistuje a pro většinu z nich nebylo možné měřit hmotnost a hustotu. Mohly by to být telurické planety, jako je Země, nebo naopak planety složené z ledu a plynu, jako je Neptun a Uran. Některé z nich však mohly být složeny ze silně stlačeného ledového jádra pokrytého oceánem a atmosférou založenou na vodní páře.
Kepler objevil a umožnil studovat mnoho solárních systémů zahrnujících několik planet. Podle provedených sčítání obsahuje více než 22% hvězd několik planet a téměř 40% kandidátských exoplanet je součástí více planetárních systémů. Tyto proporce jsou bezpochyby podceňovány, protože všechny planety systému nejsou systematicky počítány kvůli limitům použité metody detekce. Planety s odlišným sklonem k oběžné dráze (planeta neprochází před hvězdou při pohledu ze Země), dlouhou oběžnou dobou (více než rok) nebo velikostí pod detekčním prahem skutečně nejsou detekovány. Struktura sluneční soustavy s jejími telurickými planetami umístěnými na vnitřních drahách, ale v dobré vzdálenosti od Slunce, její plynné planety lokalizovaly několik astronomických jednotek (AU) od Slunce, její planetární dráhy se vyznačovaly nízkou excentricitou (kromě Merkuru) a sklonem orbitální redukovaný ve srovnání s rovinou ekliptiky, se nezdá normou, pokud ji porovnáme s hvězdnými systémy pozorovanými Keplerem. Multi-planetární systémy jsou často velmi kompaktní s těsně rozmístěnými planetami, což je uspořádání, které nebylo dříve považováno za modely pro formování solárních systémů, protože bylo považováno za nestabilní. Mnoho planet obíhá do vzdálenosti 0,1 AU (vzdálenost Země-Slunce: 1 AU) od své hvězdy a některé do 0,02 AU.
Astronomové z Harvard-Smithsonianova centra pro astrofyziku (CfA) použili údaje z mise Kepler v roce 2013 k odhadu, že „nejméně 17 miliard“ pozemských planet je v Mléčné dráze.
Planety objevené Keplerem v červen 2017(žlutě) ve srovnání s těmi objevenými jinými prostředky (jinými barvami) uspořádanými podle hlavních kategorií (velikost, oběžná dráha): horké Jupitery, studené Jupitery, obrovské oceánské nebo zmrzlé planety, suchozemské planety, lávové planety .
Kepler našel hvězdné systémy s až sedmi nebo osmi planetami kolem hvězd (prosince 2017).
Planety suchozemského typu (poloměr <2krát větší než Země) umístěné v obyvatelné zóně a objevené Keplerem. Modře potvrzení kandidáti.
Sluneční Soustava | Planeta | Datováno | Popis |
---|---|---|---|
Kepler-4 | Kepler-4b | Leden 2010 | První detekce exoplanety mise. |
Kepler-6 | Kepler-6b | Leden 2010 | První detekce exoplanety mise. |
Kepler-7 | Kepler-7b | Leden 2010 | Planeta se silnou vrstvou mraků. |
Kepler-10 | Kepler-10b | Ledna 2011 | Nejmenší dosud objevená pozemská planeta . |
Kepler-11 | Kepler-11b - např | Únor 2011 | Hvězda s nejméně 6 planetami. Trojitý průjezd dovnitřsrpna 2010. |
Kepler-16 | Kepler-16b | Září 2011 | První detekce tranzitu v systému. |
Kepler-22 | Kepler-22b | Prosinec 2011 | První planeta se nachází v obyvatelné zóně. |
Kepler-37 | Kepler-37b | únor 2013 | Byla zjištěna nejmenší exoplaneta (ksrpna 2017) o velikosti Měsíce. |
Kepler-62 | Kepler - 62. , f | duben 2013 | Dvě planety velikosti podobné Zemi, které se nacházejí v obyvatelné zóně. |
Kepler-69 | Kepler-69c | duben 2013 | Planeta blízká velikosti Země se nachází v obyvatelné zóně. |
Kepler-90 | Kepler-90b - 90h | Říjen 2013 | Objev sluneční soustavy hostující největší počet planet. (Viz. nížeprosince 2017) |
Kepler-186 | Kepler-186f | Dubna 2014 | Planeta blízká velikosti Země se nachází v obyvatelné zóně. |
Kepler-10 | Kepler-10c | Červen 2014 | První detekce planety typu mega-Země , tj. Pozemské planety, jejíž hmotnost přesahuje deset pozemských hmot a kterou teorie Planeten mit HARPS-N nepředvídala ) |
Kepler-438 | Kepler-438b | Ledna 2015 | Nepochybně planeta o velikosti blízké Zemi, která se nachází v obyvatelné zóně. Období 112 dnů. |
Kepler-442 | Kepler-442b | Ledna 2015 | Nepochybně planeta o velikosti blízké Zemi, která se nachází v obyvatelné zóně. |
Kepler-444 | Kepler-444b - f | Ledna 2015 | Sluneční soustava se šesti pozemskými planetami. 1,2 miliardy let stará hvězda je nejstarší z hvězd, kolem kterých byly objeveny exoplanety. |
Kepler-452 | Kepler-452b | Červenec 2015 | První planeta blízko planety Země se nachází v obyvatelné zóně hvězdy podobné té Zemi ( spektrální třída G2). Období 385 dní. |
Kepler-1625 | Kepler-1625b | Květen 2016 | Exoplanète má snad exomoon .. |
Kepler-90 | Kepler-90i | Prosinec 2017 | Systém Kepler-90 obsahuje osm planet: je to k tomuto datu jediný extrasolární systém, o kterém je známo, že hostilo tolik. |
První vědecké výsledky mise Kepler představila NASA během tiskové konference, která se konala dne6. srpna 2009. Detekce Keplera již známé exoplanety HAT-P-7b potvrzuje schopnost vesmírného dalekohledu detekovat planety pozemské velikosti. Detekce planet pomocí Keplera vyžaduje, aby svítivost hvězd byla relativně stabilní, aby bylo možné identifikovat přechod. Pomocí měření provedených během prvních měsíců vědecký tým identifikoval 7500 proměnných hvězd na konci roku 2009. Ty jsou odstraněny ze seznamu pozorovaných hvězd a jsou nahrazeny jinými kandidáty. Světelné křivky opuštěných hvězd jsou zveřejněny.
Na konci prvních šesti týdnů je detekováno pět dříve neznámých planet a všechny velmi blízko jejich hvězd. Mezi pozoruhodnými výsledky byl jeden z planet s nižší hustotou, který byl tehdy objeven, dvě bílé trpasličí hvězdy s nízkou hmotností, o nichž se původně uvádělo, že jsou členy nové třídy hvězdných objektů, a dobře charakterizovaná planeta obíhající kolem ní. “Dvojhvězda .
2010The 4. ledna 2010, vedoucí mise oznamují objev prvních pěti exoplanet, Kepler , konkrétně planety hvězd Kepler-4 až Kepler-8. The15. června 2010tým mise Kepler poskytuje vědcům shromážděné údaje týkající se přibližně 156 000 hvězd, tj. všech, jejichž pozorování bylo plánováno, s výjimkou 400 z nich. Kandidátské exoplanety byly identifikovány kolem 706 těchto hvězd. Jejich velikost je mezi velikostí Země a Jupiterem. Identifikována je identita a charakteristiky 306 těchto exoplanet. Pět z identifikovaných solárních systémů je domovem několika planet. V roce měla být zveřejněna data o zbývajících 400 cílech s planetárními kandidátyúnora 2011(podrobnosti o této nejnovější publikaci najdete níže ve výsledcích mise z roku 2011 ). Výsledky Keplera , založené na kandidátech ze seznamu zveřejněného v roce 2010, nicméně naznačovaly, že většina těchto planet měla poloměry menší než polovina poloměru Jupitera. Tyto výsledky také naznačovaly, že malé kandidátské planety s obdobími kratšími než 30 dní byly mnohem častější než velké kandidátské planety s podobnými obdobími a že objevy provedené z pozemních observatoří poskytly vzorek nejběžnější populace. Větší, tj. , největší planety v distribuci velikosti. To bylo v rozporu se staršími teoriemi, které naznačovaly, že malé planety a planety pozemského typu budou relativně vzácné. Na základě následně studovaných Keplerových údajů by mohl být realistický odhad asi 100 milionů obyvatelných planet v naší galaxii. Některé zprávy z médií, které se zabývaly konferencí TED a které vedly k těmto informacím, však vedly k nedorozuměním, zjevně částečně kvůli nejasnostem ohledně pojmu „podobný Zemi“ ( v angličtině podobné Zemi ). Pro vyjasnění je dopis od ředitele výzkumného střediska NASA Ames Research Center vědecké radě Kepler ze dne2. srpna 2010„uvádí:„ Keplerova analýza současných dat nepodporuje tvrzení, že Kepler našel planetu podobnou Zemi. “
V roce 2010 Kepler identifikoval dvě sluneční soustavy obsahující objekty, které byly menší, ale teplejší než jejich mateřské hvězdy: KOI-74 (en) a KOI-81 (en) . Tyto objekty jsou pravděpodobně slabě hmotné bílé trpasličí hvězdy produkované předchozími epizodami hromadného přenosu v jejich systémech. Téhož roku vydal Keplerův tým vědeckou práci, která poskytla údaje o 312 kandidátských extrasolárních planetách kolem 306 odlišných hvězd. U většiny uchazečů bylo k dispozici pouze 33,5 dne údajů. NASA také oznámila, že byla zadržena data pro dalších 400 kandidátů, aby členové Keplerova týmu mohli provádět další pozorování. Údaje o těchto kandidátech byly nakonec zveřejněny dne2. února 2011.
2011The 10. ledna 2011, nejmenší dosud známá exoplaneta , pozemská planeta Kepler-10b , byla objevena pomocí Keplerových pozorování; následně je identifikováno několik exoplanet srovnatelné velikosti nebo dokonce menší než Země , například Kepler-20 f , Kepler-20 e , stejně jako pravděpodobná tělesa detekovaná vledna 2012, například Kepler-42 b , Kepler-42 c a Kepler-42 d . Ta druhá je sotva větší než Mars .
The 2. února 2011tým Kepler oznamuje výsledky analýz údajů shromážděných mezi2. května a 16. září 2009. Našli 1 235 planetárních kandidátů otáčejících se kolem 997 hostitelských hvězd. (Následující čísla předpokládají, že kandidáti jsou skutečně planety, ačkoli oficiální vědecké práce jim říkají pouze kandidáti. Nezávislé analýzy ukázaly, že nejméně 90% z nich jsou skutečné planety a nejsou falešné. -Pozitivní). 68 planet mělo přibližně velikost Země (ve skutečnosti poloměr <1,25 Rt s Rt = poloměr Země), 288 bylo velikost Super Země , 662 velikost Neptunu, 165 velikost Jupitera a 19 až dvojnásobek velikost Jupiteru. V obytné zóně se nacházelo 54 planet , z nichž 5 bylo méně než dvojnásobek velikosti Země. Na rozdíl od předchozích prací na hledání exoplanet bylo zhruba 74% planet, které pak objevil Kepler, menší než Neptun, pravděpodobně proto, že dřívější práce našla velké planety snadněji než malé.
V rámci mise je velikost super-Země definována mezi 1,25 Rt a 2 Rt (nebo dokonce „1,25 poloměrů Země <poloměr <2 poloměry Země“ v referenčním dokumentu). Šest kandidátských planet tohoto typu [jmenovitě: KOI 326,01 (Rp = 0,85), KOI 701,03 (Rp = 1,73), KOI 268,01 (Rp = 1,75), KOI 1026,01 (Rp = 1,77), KOI 854,01 (Rp = 1,91), KOI 70,03 (Rp = 1,96)] jsou v obytném prostoru. Novější studie následně ukázala, že jeden z těchto kandidátů (KOI 326.01) je ve skutečnosti mnohem větší a žhavější než to, co bylo původně navrženo.
Tento 2. února 2011počet extrasolárních planet známých v obyvatelné zóně se proto zvýšil na 54. Do té doby byly v obyvatelné zóně objeveny pouze dvě planety, takže tyto nové objevy představují velkolepý nárůst počtu planet schopných nést formy života (planety, které může těžit z teploty umožňující existenci vody v kapalném stavu). Všichni kandidáti na obyvatelnou zónu dosud objevili oběžnou dráhu kolem hvězd výrazně menších a chladnějších než Slunce (obyvatelní kandidáti kolem hvězd slunečního typu potřebovali ještě několik let, aby nashromáždili tři přechody nezbytné pro jejich detekci).
Frekvence planetárních pozorování byla vyšší u exoplanet dvakrát nebo třikrát větší než Země a poté klesala v inverzním poměru k povrchu planety. Nejlepší odhad (vbřezna 2011), po zohlednění zkreslení pozorování, bylo to, že 5,4% hvězd hostí planety o velikosti Země, 6,8% kandidátů super-Země, 19,3% hostuje velikost kandidátů na Zemi Neptun a 2,55% vítá kandidáty velikosti Jupitera nebo větší . Systémy s několika planetami jsou běžné; 17% hostitelských hvězd má více kandidátských systémů a 33,9% všech planet je v systémech s více planetami.
. Do5. prosince„ Keplerův tým oznamuje objev 2 326 planetárních kandidátů, z nichž 207 má podobnou velikost jako Země, 680 je superzemského typu, 1 181 velikosti Neptunu, 203 velikosti Jupitera a 55 větších než Jupiter. Ve srovnání s údaji z roku 2011 se počty planet o velikosti Země zvýšily o 200%, respektive o 140%. Kromě toho bylo v obyvatelných zónách studovaných hvězd nalezeno 48 planetárních kandidátů, což představuje pokles oproti údajům za únor. To bylo způsobeno přísnějším kritériem používaným v prosincových datech. The20. prosince 2011, Kepler tým oznamuje objevení prvních terestrických exoplanet , Kepler-20 E a Kepler-20 f , na oběžné dráze kolem hvězdy podobné Slunci , Kepler-20 .
Na základě Keplerových zjištění odhadl astronom Seth Shostak v roce 2011, že v okruhu tisíce světelných let kolem Země je nejméně 30 000 obyvatelných planet. Z těchto zjištění také odhaduje Keplerův tým , že v „Mléčné dráze“ existuje „nejméně 50 miliard planet“, z nichž „alespoň polovina je v obyvatelné zóně “. vbřezna 2011, astronomové z Jet Propulsion Laboratory (JPL) odhadují, že asi „1,4–2,7%“ všech hvězd slunečního typu má pravděpodobně planety podobné Zemi „v obyvatelné zóně jejich domovů.“ hvězda “. To znamená, že v naší Galaxii, v naší Mléčné dráze, existují „dvě miliardy“ těchto „analogů Země“. Astronomové z JPL také naznačují, že existuje „50 miliard dalších galaxií“, které potenciálně vyprodukují více než jeden bilion „planet podobných Zemi“, pokud všechny galaxie mají řadu planet podobných planetě Mléčné dráhy.
2012v ledna 2012, mezinárodní tým astronomů zveřejňuje studii, podle které by každá hvězda v Mléčné dráze mohla hostit „v průměru ... alespoň 1,6 planety“, což naznačuje, že v naší galaxii by mohlo existovat více než 160 miliard planet, z nichž každá obíhá kolem hvězdy. sám. Kepler také zaznamenal vzdálené superhvězdné erupce , některé z nich 10 000krát silnější než výjimečná Carringtonova bouře . Super erupce mohly být vyvolány planetami Jupitera obíhajícími poblíž jejich hvězdy. Technika variace tranzitního času (TTV pro Transit Timing Variation v angličtině), používaná k objevení získávání popularity Kepler-9d jako potvrzující metody objevených exoplanet. Potvrzuje se také objev planety v systému se čtyřmi hvězdami. Toto je první objev takového systému.
Od roku 2012 bylo celkem 2321 kandidátských planet . Z nich je 207 velikostí podobných Zemi, 680 je velikost superzemě, 1181 je velikost Neptunu, 203 je velikost Jupitera a 55 je větší než Jupiter. Kromě toho bylo v obyvatelných zónách studovaných hvězd nalezeno 48 kandidátských planet. Tým Keplera zjistil, že 5,4% všech hvězd jsou domácí kandidátské planety o velikosti Země a 17% všech hvězd má více planet. vprosince 2011, dvě z kandidátských pozemských planet , Kepler-20 e a Kepler-20 f , byly potvrzeny jako planety obíhající kolem dvojče Slunce : Kepler-20 .
2013Podle studie zveřejněné v Leden 2013Podle astronomů u Caltech je Mléčná dráha obsahuje alespoň jednu planetu za hvězdou, která vyvolává 100 až 400 miliard exoplanet . Studie založená na planetách obíhajících kolem Kepler-32 (v) , naznačuje, že planetární soustavy mohou být společné kolem hvězdy v naší galaxii. Objev 461 dalších planet byl oznámen dne7. ledna 2013. Čím déle Kepler pozoruje, tím více planet dokáže detekovat s dlouhými oběžnými dobami. Od vydání posledního Keplerova katalogu vúnora 2012, počet kandidátů objevených v Keplerových datech se zvýšil o 20 procent a nyní činí celkem 2740 potenciálních planet obíhajících kolem 2036 hvězd.
Nová kandidátská planeta je oznámena dne 7. ledna 2013pod názvem KOI-172.02. Potvrzeno o tři měsíce později18. dubna 2013, poté je přejmenován na Kepler-69 c . To je o super-Země obíhající hvězdu podobnou Slunci v obyvatelné zóně , a které by mohly být „ideální kandidát pro přechovávání mimozemského života “. Ke stejnému datu18. dubna 2013, jsou oznámeny další dvě pozoruhodné planety: Kepler-62e a jeho soused Kepler-62 f . Oba obíhají v obyvatelné zóně své hvězdy Kepler-62 , 1200 světelných let od sluneční soustavy. Jedná se opět o superzemě, které měří 1,6krát a 1,4krát větší poloměr Země. Jsou součástí systému pěti planet a obě mohly být zcela pokryty oceánem.
The 15. května 2013„NASA hlásí, že Kepler je ochromen selháním reakčního kola, které ho udržuje správným směrem. Druhé kolo předtím selhalo a kosmická loď vyžaduje, aby byla funkční tři kola (z celkem čtyř). Další testování v červenci a srpnu určilo, že i když Kepler dokázal použít poškozená trysková kola, nebyl schopen sbírat nová vědecká data. Vědci, kteří pracují na projektu Kepler, uvedli, že stále mají k dispozici spoustu dat k analýze a v příštích dvou letech by mohlo dojít k novým objevům. Ačkoli od incidentu v roce 2006 nebyly shromážděny žádné nové vědecké údaje15. května, je v roce oznámeno šedesát tři nových kandidátů červenec 2013na základě dříve shromážděných pozorování. Zjištění zahrnovala střední velikost kandidátských planet, která se ve srovnání se začátkem roku 2013 zmenšovala a zmenšovala, předběžné výsledky k objevu několika okolních objektů a planet v obyvatelné zóně .
2014The 13. února„NASA oznamuje objev 530 kandidátských planet, které jsou součástí jednoduchých planetárních systémů. Několik z nich se blíží velikosti Země a nachází se v obytné oblasti . Toto číslo se zvyšuje o 400 inčerven 2014. The26. února, vědci oznamují, že Keplerova data potvrzují existenci 715 nových exoplanet. Nová statistická metoda potvrzení s názvem „ověření multiplicity“, která je založena na počtu planet kolem několika hvězd, jsou ve skutečnosti skutečné planety. To umožnilo rychlejší potvrzení mnoha kandidátů, kteří jsou součástí několika planetárních systémů. 95% objevených exoplanet je menších než Neptun a čtyři, včetně Kepler-296 f, jsou menší v poměru 2,5 k Zemi a nacházejí se v obyvatelné zóně, kde povrchové teploty teoreticky umožňují existenci vody v kapalné formě.
Studie zveřejněná v březnu ukazuje, že malé planety s oběžnou dobou kratší než 1 den jsou obvykle doprovázeny alespoň jednou další planetou s oběžnou dobou mezi 1 a 50 dny. Tato studie specifikuje, že planety s ultrakrátkými periodami rotace jsou téměř vždy menší než 2 poloměry Země, pokud nejsou nesprávně vyrovnaného typu „ horkého Jupitera “ . Keplerova data také pomohla vědcům pozorovat a porozumět supernovám ; měření byla sbírána každou půl hodinu, takže ohyby světla byly zvláště užitečné pro studium těchto typů astronomických událostí.
The 17. dubnatým Kepler oznamuje objev Kepler-186 f , první planety srovnatelné s velikostí Země, která se nachází v obyvatelné zóně. Tato planeta je na oběžné dráze kolem červeného trpaslíka . V červenci byly ohlášeny první objevy využívající data již shromážděná Keplerem ve formě dvojhvězd . Tato zjištění byla získána z technické datové sady Kepleru, která byla shromážděna před kampaní 0 v rámci přípravy na hlavní misi K2. The23. září 2014NASA uvedla, že mise K2 dokončila Kampaň 1, první oficiální sérii vědeckých pozorování, a Kampaň 2 právě probíhá.
2015The 27. lednaVědci objevili 11,2 miliard let starý planetární systém s pěti exoplanetami obíhajícími kolem hvězdy slunečního typu. Systém Kepler-444 je dosud nejstarší identifikovaný systém v Mléčné dráze, navíc se nacházejí v obyvatelné zóně .
Ačkoli Kepler byl navržen pro detekci exoplanet, jeho schopnost pozorovat danou hvězdu po dlouhou dobu a malé odchylky v její svítivosti umožňují použití v jiných oblastech, zejména v asteroseismologii . Kepler zejména umožnil poprvé pozorovat fenomén diferenciální rotace pro jiné hvězdy než Slunce.
Keplerův tým oznámil svůj záměr zveřejnit údaje shromážděné v rámci mise po roce pozorování. Tento plán se však po spuštění změnil, přičemž časový plán pro vydání dat se prodloužil až na tři roky po sběru. To vedlo ke značné kritice, která vedla Keplerův vědecký tým k uvolnění třetí čtvrtiny jejich dat jeden rok a šest měsíců po sběru. Data ažzáří 2010 (čtvrtiny 4, 5 a 6) byly zveřejněny v roce 2006 ledna 2012.
Tým Kepler pravidelně zveřejňuje seznam kandidátských planet (tzv. Keplerovy objekty zájmu , neboli KOI pro objekty zájmu Keplera ). Na základě těchto informací shromáždil tým astronomů data radiální rychlosti pomocí spektrografu SOPHIE scale, aby potvrdil existenci kandidátské planety KOI-428b v roce 2010. V roce 2011 stejný tým potvrdil kandidátskou planetu KOI-423b .
Od té doby prosince 2010, data z mise Kepler byla použita pro projekt „Planethunters.org“ společnosti Zooniverse , který umožňuje dobrovolníkům hledat přechody ve světelných křivkách Keplerových obrazů , aby bylo možné identifikovat planety, které by mohly postrádat počítačové algoritmy . Kolem měsícečerven 2011, uživatelé našli 69 potenciálních kandidátských planet, které dříve tým mise Kepler nepoznal . Tým plánuje veřejně připočítat nadšence, kteří takové planety spatří.
v ledna 2012Program BBC s názvem Stargazing Live (v angličtině: sledování živé hvězdy) zveřejnil veřejnou výzvu pro dobrovolníky, aby analyzovali data z Planethunters.org při hledání potenciálních nových exoplanet. To vedlo k objevení nové planety o velikosti Neptunu dvěma amatérskými astronomy. Tato planeta bude jejich jména, a proto se nazývá Threapleton Holmes B . Podle některých zdrojů bylo do konce roku na výzkumu Planethunters.org zapojeno dalších 100 000 dobrovolníkůledna 2012analyzuje více než milion Keplerových obrázků .
Očekává se také , že PlanetQuest , projekt distribuované výpočetní techniky využívající platformu BOINC , bude analyzovat data shromážděná Keplerem .
Kromě objevu stovek kandidátských exoplanet nahlásil satelit Kepler také 26 exoplanet v 11 systémech, které dosud nebyly přidány do databáze Extrasolar Planet . Exoplanety objevené z Keplerových údajů , ale potvrzené externími výzkumníky, zahrnují KOI-423b , KOI-428b , KOI-196b (en) , KOI-135b (en) KOI-204b (en) KOI-254b KOI- 730 (in) a Kepler-42 (KOI-961) . Zkratka „KOI“ znamená, že hvězda je K epler O bject of I nterest , to znamená, že v anglicky Keplerův objekt zájmu .
CoRoT i Kepler měřili světlo odražené od planet. Tyto planety však již byly známy, protože procházely před svou hvězdou. Keplerova data umožnila první objev planet touto metodou: KOI 55.01 a 55.02.
Kepler Input katalog (nebo KIC) odkazuje na vstupní Katalogu Kepler . Jedná se o veřejně prohledávatelnou databázi přibližně 13,2 milionu cílů používaných pro program klasifikace spektra Kepler a misi Kepler . Samotný katalog se nepoužívá k hledání cílů pro Kepler , protože samotnou loď lze pozorovat pouze část uvedených hvězd (nebo přibližně třetinu katalogu).
Kepler Objects of Interest (KOI) tvoří podmnožinu vstupu Katalogu Kepler (KIC). Aby mohla být KOI, musí hvězda vykazovat periodickou ztrátu svítivosti.
|
|